L'ETALONNAGE PHOTOMETRIQUE D'AUDINE

La caméra Audine a été étalonnée photométriquement en observant de nombreuses étoiles distribuées dans des régions du ciel appelées des Selected Area. La magnitude de ces étoiles dans le système BVRI est bien connue au travers de données cataloguées. L'observation de ces étoiles avec Audine, en utilisant des filtres BVRI et un télescope donné, conduit, après analyse, à étalonner dans un système photométrique standard le dispositif complet d'observation. Il faut remarquer que les coefficients de calibration fournis par la suite sont normalement dépendant de la localisation de l'observatoire, de la hauteur des objets au dessus de l'horizon et plus généralement, des conditions atmosphériques régnant au moment de l'observation. Il existe par ailleurs des différences significatives de sensibilité spectrale d'un CCD KAF-0400 à l'autre. Il faut donc considérer ces coefficients comme des données indicatives moyennes sur le signal observé en fonction du domaine spectral.

Les filtres Schott utilisés pour reconstituer les bandes passantes du système BVRI sont les suivant :
 

Bande
Filtres
B
1 mm de BG12 + 2 mm de GG385 + 1 mm de BG18
V
2 mm de GG495 + 1 mm de BG18 + 1 mm de WG305
R
2 mm de OG570 + 2 mm de KG3
I
3 mm de RG9 + 1 mm de WG305
 
Le jeu de filtres utilisé, monté dans la barrette porte-filtres de l'Association AUDE.

Le site d'observation se situe dans la proche banlieue Toulousaine, à Ramonville Saint-Agne (code UAI 959). Les étoiles ont été observées à une hauteur moyenne au dessus de l'horizon de 50°.

Le télescope est une flat field camera de 190 mm à F/D=4, ayant une obstruction centrale de 0.3. Les données ont été analysées avec le logiciel QMiPS32. La caméra Audine utilisée est une version prototype, proche du modèle de série.
 

La caméra Audine montée au foyer de la "flat-field caméra". Les filtres colorés sont interposés entre la caméra et le télescope dans le porte-filtres de l'Association Aude.

Le tableau ci-après donne le signal relatif observé en fonction du filtre sur une étoile de type spectral G0 (B-V = 0.58, V-R = 0.52, V-I = 0.93) :
 

Filtre
Signal relatif
B
0.26
V
1.03
R
1.00
I
0.82
BG18
2.77
KG3
3.25
Pas de filtre
4.28
 
Ce tableau nous enseigne par exemple que pour obtenir avec un  filtre B le même signal qu'avec un KG3 il sera nécessaire de poser 3.25/0.25 = 12.5 fois plus longtemps. Ceci s'entend pour l'observation d'une étoile de type spectral G0.

Les données ci-après donnent les équations de rattachement entre le système des magnitudes instrumentales de l'équipement décrit ci-dessus et les magnitudes cataloguées. Les magnitudes instrumentales sont ramenées à un temps de pose de 60 secondes.

b, v, r, i, M sont les magnitudes instrumentales
B, V, R, I sont les magnitudes catalogues

Supposons que l'on observe une étoile ayant un indice de couleur V-R de 0.4 au travers d'un filtre R et qu'au bout de 120 secondes, cette étoile donne un signal de 500 pas de quantification (le signal est mesuré en faisant la somme des intensités des pixels appartenant à l'image de l'étoile, tout en prenant bien soin d'éliminer le signal provenant du fond de ciel). Soit à calculer la magnitude R de cette étoile ?

En 60 secondes, le signal serait de 500/2=250 pas de quantification. Transformons ce signal en magnitude instrumentale en utilisant la formule de Pogson définissant le système des magnitudes :

m = -2.5 log (signal en pas de quantification)

soit :

m = -2.5 log (250) = -5.99

Comme nous cherchons une magnitude R, nous aurons m = r = -5.99

D'après la troisième équation de la table ci-avant, nous pouvons écrire :

R = r + 21.616 + 0.043 (V-R)

soit :

R = -5.99 + 21.616 + 0.043 . 0.4 = 15.64

La magnitude R recherchée est donc 15.64.

La même étoile observée sans le moindre filtre donnerait en 60 secondes de pose une magnitude instrumentale de :

M(sans filtre) = R 23.197 0.033 (V-R) = 15.64 - 23.197 - 0.033 . 0.4 = -7.57

soit un signal en pas codeurs et en 60 secondes de pose :

Signal en pas codeur = 2.512-M =  2.5127.57 = 1067

Le rapport de signal entre une image sans filtre et une image en R est donc de 1067/250=4.27, soit la valeur indiquée dans le tableau des flux relatifs.

Le nouveau CCD Kodak KAF-0401E change sensiblement les données ci-dessus en raison d'un accroissement global de la sensibilité, particulièrement notable dans la partie bleue du spectre. Ce CCD est compatible avec la caméra Audine au prix de modifications mineures.

Un rattachement photométrique a été effectué avec une Audine équipée d'un KAF-0401E. Voici le résultat trouvé pour les bandes B, V, R, I en observant le champ SA101 :

b, v, r, i, M sont les magnitudes instrumentales
B, V, R, I sont les magnitudes catalogues

La sensibilité relative dans le cas du KAF-0401E entre les bandes B, V, R et I est la suivante (pour une étoile de type G0) :
 
Filtre
Signal relatif
B
0.40
V
1.02
R
1.00
I
0.63
 
Ainsi, dans le cas d'une trichromie, s'il faut poser 15 minutes pour obtenir un bon signal dans le rouge il faut poser 15/0,4=37,5 minutes dans le bleu pour équilibrer la balance des couleurs (avec un KAF-0400 il faudrait poser 58 minutes).

Le tableau suivant montre de combien est plus sensible un CCD KAF-0401E par rapport à un KAF-0400 lorsqu'on observe une étoile de type spectral G0 :
 

Filtre
Rapport de sensibilité
(KAF-0401E/KAF-0400)
B
2.53
V
1.62
R
1.63
I
1.29
 
En moyenne on peut considérer que le KAF-0401E est 1,6 fois plus sensible que le KAF-0400.